最終更新日: 2025 年 7 月 19 日

カリーナ：馬頭星雲とオリオン星雲を合わせたよりも活発な星雲?

私たちの銀河系で最も活発な星のいくつかの苗床

天の川にある巨大な星雲

NGC 3372 としても知られるカリーナ星雲は、天の川銀河で最大の星形成領域の 1 つです。地球から約 7,500 光年離れた、りゅうこつ座の南に位置するこの星雲は、巨大な若い星が放出するエネルギーのおかげで、壮観な光を放ちます。 300 光年以上の範囲をカバーしており、星の誕生、進化、死を研究するための比類のない宇宙実験室となっています。

りゅうこつ座イータ星：不安定な恒星の怪物

その最も注目すべき天体の中には、19 世紀以来観察されている大災害噴火で有名な終末超大質量星系であるイータりゅうこつ座があります。これらの巨人によって発生する紫外線放射と恒星の風の強さは、巨大な分子雲の構造を永続的に変更し、他の星が誕生する柱、空洞、衝撃波を刻みます。

現代天文学の恵まれた観測地

ハッブル望遠鏡、そして最近ではジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡による観測のおかげで、天文学者たちは星雲の最も密度の高い領域を調査し、原始星や原始惑星系円盤を明らかにすることができました。これらのデータは、銀河規模での星形成の制御に不可欠なメカニズムである、大質量星と星間物質の間のフィードバックサイクルについてのより良い理解を提供します。

物理的特徴と他の星雲との比較

以下の表は、カリーナ星雲の主な物理的特徴を他の象徴的な星雲と比較して示しており、その例外的な性質を強調しています。

いくつかの大きな銀河星雲の比較
星雲	距離(al)	寸法	大規模な星	ガス温度(K)
船体 (NGC 3372)	7,500	300アル	りゅうこつ座イータ星	10,000 – 12,000
オリオン座(M42)	1,344	24アル	θ¹オリオン座C	9,000 – 10,000
イーグル(M16)	5,700	70アル	ウィングクラスター	7,000 – 9,000
ラグーン (M8)	4,000	110アル	9 射手座	7,500 – 8,500
トリフィド(M20)	5,200	40アル	HD 164492A	8,000 – 10,000
ロゼット (NGC 2237)	5,000	130アル	NGC 2244 クラスター	6,000 – 8,000
ホースズヘッド (バーナード 33)	1,375	5アル	σオリオン座	≈ 10 – 100
カリフォルニア (NGC 1499)	1,000	100アル	シー・ペルセイ	8,000
心臓 (IC 1805)	7,500	200アル	メレット 15	6,000 – 8,000
ソウル (IC 1848)	7,500	150アル	ウェスタールンド 19	6,500 – 8,000

出典:NASA ハッブルサイト、ESA/ハッブル、JWST、ESO

カリーナ星雲の最新の発見

ジェームズ・ウェッブが塵の柱の微細構造を明らかにする

2022 年以降、宇宙望遠鏡ジェームス・ウェッブ (JWST)これにより、中間赤外線 ($\lambda = 3-28 \ \mu\text{m}$) で前例のない精度でカリーナ星雲を探索することが可能になりました。ウェッブは、約 $0.1''$ の角度分解能と熱感度を利用して、有名な「神秘の山々」を含むガスと塵の柱の内部構造を調査し、深く埋もれた原始星と伝播する電離フロントを明らかにしました。

これらの観測は、形成中の原始惑星系円盤を浮き彫りにし、恒星風によって引き起こされる光蒸発浸食の影響が降着プロセスを完全に中断するのに十分ではないことを示唆しています。これは、OB 星からの UV がガスを急速に分散させて惑星系の形成を可能にしないという従来のモデルに挑戦します。

双極性ジェットと磁気変動

もう一つの最近の発見は、双極ジェット形成中の特定の原始星から発せられます。数光年にわたって平行になったこれらのジェットは、水素の再結合線 ($\mathrm{H}\alpha$、$\mathrm{Br}\gamma$)、および CO と H の回転線によって明らかになります。₂。それらのダイナミクスにより、降着速度と局所的に強い磁場の存在 ($B \sim 10^{-4}$ T) を推定することが可能になり、物質を恒星の赤道の周囲に運びます。

これらの観測によって制約された磁気流体力学モデル (MHD) は、磁場が、媒質の局所的な乱流を超えて、流れの向きと誕生した星の初期スピンの制御において重要な役割を果たしていることを示唆しています。

超新星前駆体とLBVの不安定性

最後に、天文学者たちは、りゅうこつ座イータ星、ヴォルフ・ライエ星と差し迫った超新星との境界にある、そのLBV（ルミナス・ブルー・バリアブル）タイプの進化的不安定性に関する新たな手がかり。 1843 年の噴火中に放出された膨張物質の殻は、赤外線放射によって冷却され続け、Fe II および Si IV ラインにマッピングされます。超新星以前の質量損失のモデル化は、次のことを示しています。IIn型超新星爆発は数千年以内に起こる可能性がある、カルシウム、鉄、チタンなどの重元素が豊富な星雲が残ります。